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Weißer Zwerg

Weißer Zwerg

Ein Weißer Zwerg ist ein vergleichsweise kleiner, aber heißer Stern und repräsentiert die letzte Entwicklungsphase eines Sterns, der unmittelbar nach Versiegen seines Kernbrennstoffs weniger als 1,4 Sonnenmassen besitzt. Er entwickelt sich aus einem Roten Riesen, der seine äußere Hülle abgestoßen hat, so dass sein heißer Kern zurückbleibt. Bei einer Masse zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen entsteht stattdessen ein Neutronenstern, darüber ein Schwarzes Loch. Weiße Zwerge haben nur einen Durchmesser von einigen tausend bis etwa zehntausend Kilometern, sind also hinsichtlich der Größen mit der Erde vergleichbar. Ihre Oberflächentemperatur beträgt anfangs zwischen 10.000 und 100.000 Kelvin, was ihre weiße Farbe zur Folge hat. Da sie über keine Energiequelle mehr verfügen, kühlen sie anschließend langsam ab und enden nach vielen Milliarden Jahren als Schwarzer Zwerg. Die meisten Weißen Zwerge bestehen im Innern zum größten Teil aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die durch Kernfusion entstanden sind. Die Dichte beträgt dabei etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Unter diesem Druck befindet sich das Gas in einem Zustand, der als entartet bezeichnet wird. Ein Weißer Zwerg wird durch Kräfte stabilisiert, die eine Folge des Pauli-Prinzips sind. Danach können sich maximal zwei Elektronen des Sternplasmas im selben energetischen Zustand befinden (siehe Entartete Materie). Als Folge der Quantenmechanik bilden die möglichen Energiezustände eine Leiter, deren Sprossenabstand bei Verringerung des Sternvolumens wächst. Da die Zustände ab dem unteren Ende der Leiter alle besetzt sind, muss bei einer Kompression den Elektronen am oberen Ende der Leiter Energie zugeführt werden. Dieses Phänomen führt zu einem Gegendruck, der dem Gravitationsdruck standhalten kann. Ist die Masse des Vorläufersterns größer als etwa 1,4 Sonnenmassen, die Chandrasekhar-Grenze, so ist kein Gleichgewicht möglich, und der Stern kollabiert weiter zum Neutronenstern oder Schwarzen Loch. Bemerkenswert ist, dass der typische Durchmesser eines Weißen Zwerges damit unmittelbar mit der Elektronenmasse zusammenhängt, womit eine astronomische Größe eine direkte Funktion einer mikrokosmischen Naturkonstante ist. Die Stabilität eines Neutronensterns beruht übrigens in analoger Weise auf dem Pauli-Prinzip, das in diesem Fall bezüglich der Neutronen anstelle der Elektronen zum Tragen kommt. Weiße Zwerge können, wenn sie Teil eines Doppelsternsystems sind, zu Novae führen oder in einer Supernova enden. Siehe auch: Astronomie, Astronomische Objekte Kategorie:Sternklasse ja:白色矮星

Stern

Unter einem Stern versteht man einen selbstleuchtenden, aus Plasma bestehenden Himmelskörper, dessen Strahlungsenergie durch Kernfusion im Sterninneren aufgebracht wird. Aber auch die kompakten Endstadien der Sternentwicklung, wie Neutronensterne und weiße Zwerge, werden zu den Sternen gezählt, obwohl sie lediglich aufgrund ihrer Restwärme Strahlung abgeben. Der uns nächste und besterforschte Stern ist die Sonne, das Zentrum unseres Sonnensystems. Ohne die Wärmestrahlung der Sonne wäre auf der Erde kein Leben möglich. Noch im Mittelalter war unbekannt, dass die Sonne ein Stern ist. Früher wurde der Begriff Fixstern zur Abgrenzung gegenüber Wandelsternen (heute Planet) verwendet. Auch Fixsterne bewegen sich messbar am Himmel, wenn auch vergleichsweise langsam. So werden in einigen tausend Jahren die heutigen Sternbilder nicht mehr erkennbar sein. Am gesamten Himmel sind etwa 6.000 Sterne mit bloßem Auge zu erkennen. Der Anblick dieser scheinbar strukturlosen Punkte am Himmel täuscht leicht darüber hinweg, dass Sterne nicht nur bezüglich ihrer Entfernung, sondern auch hinsichtlich der immensen Variationsbreiten von Temperaturen, Leuchtkraft, Massendichte, Volumen und Lebensdauer Wertebereiche überspannen, die man durchaus als astronomisch bezeichnen kann. So würde man die äußersten Schichten von roten Riesensternen nach den Kriterien irdischer Technik als Vakuum bezeichnen, während das Innere von Neutronensternen so dicht wie ein Atomkern ist, so dass ein Teelöffel davon so viel wie ein ganzer Berg wiegen würde. Ebenso reichen die beteiligten Temperaturen von wenigen tausend bis zu mehreren Milliarden Kelvin. Neben diesen extrem unterschiedlichen Erscheinungsformen von Sternen liegt oft auch ein erheblicher innerer Strukturreichtum vor. Dieser Artikel kann daher nur einen groben Überblick bieten und auf weiterführende Artikel verweisen. Kelvin]

Sterne aus der Sicht des Menschen

Sterne haben in allen Kulturen eine wichtige Rolle gespielt und die menschliche Vorstellung inspiriert. Sie wurden religiös interpretiert und zur Kalenderbestimmung, später auch zur Orientierung und Navigation benutzt. In der Antike stellten sich die Naturphilosophen vor, dass die Fixsterne aus glühendem Gestein bestehen könnten, weil normales Kohlenfeuer für die auf so große Entfernung wirkende Hitze nicht auszureichen schien. Dass Sterne hingegen nur aus Gas bestehen, wurde erst vor etwa 300 Jahren erkannt - unter anderem durch verschiedene Deutungen der Sonnenflecke - und durch die im 18. Jahrhundert aufkommende Spektralanalyse bestätigt. Die ersten physikalisch fundierten Hypothesen zur Bildung von Sternen stammen von Kant und Laplace. Beide gingen von einem Urnebel aus, doch unterschieden sich ihre postulierten Bildungsvorgänge.

Sternbilder und Sternbezeichnungen

Die in unserem Kulturkreis bekannten Sternbilder gehen teilweise auf die Babylonier und die griechische Antike zurück. Die zwölf Sternbilder des Tierkreises bildeten die Basis der Astrologie. Aufgrund der Präzession sind die sichtbaren Sternbilder heute jedoch gegen die astrologischen Tierkreiszeichen um etwa ein Zeichen verschoben. Viele der heute bekannten Eigennamen wie Algol, Deneb oder Regulus entstammen dem Arabischen und Lateinischen. Etwa ab 1600 nutzte die Astronomie die Sternbilder zur namentlichen Kennzeichnung der Objekte in den jeweiligen Himmelsregionen. Ein noch heute weit verbreitetes System zur Benennung der jeweils hellsten Sterne eines Sternbildes geht auf die Sternkarten des deutschen Astronomen Johann Bayer zurück. Die Bayer-Bezeichnung eines Sterns besteht aus einem griechischen Buchstaben gefolgt vom Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds, in dem der Stern liegt; so bezieht sich beispielsweise γ Lyrae auf den dritthellsten Stern im Sternbild Leier. Ein ähnliches System wurde durch den britischen Astronomen John Flamsteed eingeführt: Die Flamsteed-Bezeichnung eines Sterns wird aus einer vorangestellten fortlaufenden Zahl und wiederum dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds gebildet, wie zum Beispiel bei 13 Lyrae. Die Flamsteed-Bezeichnung wird oft dann gewählt, wenn für einen Stern keine Bayer-Bezeichnung existiert. Die meisten Sterne werden aber lediglich durch ihre Nummer in einem Sternkatalog identifiziert. Es gibt eine Reihe von Firmen und sogar Sternwarten, die zahlenden Kunden anbieten, Sterne nach ihnen zu benennen. Diese Namen werden jedoch von niemandem außer der registrierenden Firma und dem Kunden anerkannt. Die Internationale Astronomische Union, die offiziell für Sternbenennungen zuständige Stelle, hat sich deutlich von dieser Praxis distanziert.

Verteilung der Sterne am Himmel

Der uns nächste Stern ist die Sonne. Der nächste Fixstern in klassischem Sinn ist Proxima Centauri, er befindet sich in einer Entfernung von 4,24 Lichtjahren. Der nach der Sonne am hellsten erscheinende Stern ist Sirius. Alle mit bloßem Auge erkennbaren Sterne gehören unserer Galaxis an. Sie scheinen sich entlang eines Bandes am Himmel zu konzentrieren, der Milchstraße, das die Ebene unserer Galaxis markiert. Sterne sind aufgrund ihrer enormen Entfernung in Wirklichkeit deutlich kleiner, als die wahrgenommenen Lichtpunkte am Himmel nahelegen, deren Größe lediglich das begrenzte Auflösungsvermögen des menschlichen Auges widerspiegelt. Selbst in den besten irdischen Teleskopen erscheinen Sterne nur punktförmig. Mit dem Hubble-Weltraumteleskop ist es allerdings gelungen, die Riesensterne Beteigeuze und Mira als runde Scheiben abzubilden. Das Flackern der Sterne, das gelegentlich beobachtbar ist, beruht lediglich auf Turbulenzen in der Erdatmosphäre (siehe Szintillation).

Sterne als physikalische Objekte im Universum

Die Astronomie hat in den letzten hundert Jahren zunehmend auf Methoden der Physik zurückgegriffen. So beruht ein großer Teil unseres Wissens über Sterne aus theoretischen Sternmodellen, deren Qualität an der Übereinstimmung mit den astronomischen Beobachtungen gemessen wird. Umgekehrt ist die Erforschung der Sterne aufgrund der enormen Vielfalt der Phänomene und der Spannweite der beteiligten Parameter auch für die physikalische Grundlagenforschung von großer Bedeutung.

Räumliche Verteilung und Dynamik der Sterne

Fast alle Sterne finden sich in Galaxien. Galaxien bestehen aus einigen Millionen bis zu Hunderten von Milliarden Sternen und sind ihrerseits in Galaxienhaufen angeordnet. Nach Schätzungen der Astronomen gibt es im gesamten sichtbaren Universum etwa 100 Milliarden solcher Galaxien mit insgesamt etwa 70 Trilliarden (7 x 10²²) Sternen. Aufgrund der Gravitation umkreisen Sterne das Zentrum ihrer Galaxie mit Geschwindigkeiten im Bereich von einigen Dutzend km/s und benötigen typischerweise für einen Umlauf mehrere 100.000 Jahre. Zum Zentrum hin stellen sich jedoch deutlich kürzere Umlaufzeiten ein. Die Sterne sind innerhalb einer Galaxie nicht völlig gleichmäßig verteilt, sondern bilden teilweise offene Sternhaufen wie beispielsweise die Plejaden, auch Siebengestirn genannt, oder Kugelsternhaufen, die sich im Halo von Galaxien befinden. Darüber hinaus stehen sie im galaktischen Zentrum deutlich dichter als in den Randbereichen.

Zustandsgrößen der Sterne

galaktischen Zentrum Sterne lassen sich mit wenigen Zustandsgrößen nahezu vollständig charakterisieren. Die wichtigsten nennt man fundamentale Parameter. Dazu zählen
- Oberflächentemperatur
- Schwerebeschleunigung an der Oberfläche
- absolute Helligkeit (Leuchtkraft) und, je nach Zusammenhang:
- Masse
- Radius
- Dichte
- Metallizität (Häufigkeit chemischer Elemente schwerer als Helium)
- Rotationsgeschwindigkeit Die Oberflächentemperatur, die Schwerebeschleunigung und die Häufigkeit der chemischen Elemente an der Sternoberfläche lassen sich unmittelbar aus dem Sternspektrum ermitteln. Ist die Entfernung eines Sterns bekannt, beispielsweise durch die Messung seiner Parallaxe, so kann man die Leuchtkraft über die scheinbare Helligkeit berechnen, die durch Fotometrie gemessen wird. Aus diesen Informationen können schließlich der Radius und die Masse des Sterns berechnet werden. Die Rotationsgeschwindigkeit v am Äquator kann nicht direkt bestimmt werden, sondern nur die projizierte Komponente v sini mit der Inklination i, die die Orientierung der Rotationsachse beschreibt. Mehr als 99 Prozent aller Sterne lassen sich eindeutig einer Spektralklasse sowie einer Leuchtkraftklasse zuordnen. Diese fallen innerhalb des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD) oder des verwandten Farben-Helligkeits-Diagramms in relativ kleine Bereiche, deren wichtigster die Hauptreihe ist. Durch eine Eichung anhand der bekannten Zustandsgrößen einiger Sternen erhält man die Möglichkeit, die Zustandsgrößen anderer Sterne unmittelbar aus ihrer Position in diesem Diagramm abzuschätzen. Die Tatsache, dass sich fast alle Sterne so einfach einordnen lassen, bedeutet, dass das Erscheinungsbild der Sterne von nur relativ wenigen physikalischen Prinzipien bestimmt wird. Im Verlauf seiner Entwicklung bewegt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die zugehörige Bahn eines Sternes in diesem Diagramm ist weitgehend durch eine einzige Größe festgelegt, nämlich seine anfängliche Masse. Dabei verharren die Sterne die meiste Zeit auf der Hauptreihe, entwickeln sich im Spätstadium zu roten Riesen und enden teilweise als weiße Zwerge. Diese Stadien werden im Abschnitt über die Sternentwicklung näher beschrieben. Der Wertebereich einiger Zustandsgrößen überdeckt viele Größenordnungen. Die Oberflächentemperaturen von Hauptreihensternen reichen von etwa 3.000 K bis 45.000 K, ihre Massen von 0,07 bis 120 Sonnenmassen und ihre Radien von 0,15 bis 25 Sonnenradien. Rote Riesen sind deutlich kühler und können so groß werden, dass die komplette Erdbahn in ihnen Platz hätte, bei manchen sogar die des Mars. Weiße Zwerge haben Temperaturen bis zu 100.000 K, sind aber nur so klein wie die Erde, obwohl ihre Masse mit der der Sonne vergleichbar ist.

Sternentwicklung

Entstehung

Ein großer Anteil der Sterne ist im Frühstadium des Universums vor über 10 Milliarden Jahren entstanden. Aber auch heute bilden sich noch Sterne. Die typische Sternentstehung verläuft nach folgendem Schema: Sonne # Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist eine Gaswolke, die überwiegend aus Wasserstoff besteht, und die aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert. Das geschieht, wenn die Schwerkraft den Gasdruck dominiert, und damit das Jeans-Kriterium erfüllt ist. Auslöser kann beispielsweise die Druckwelle einer nahen Supernova, Dichtewellen in der interstellaren Materie oder der Strahlungsdruck bereits entstandener Jungsterne sein. # Durch die weitere Verdichtung der Gaswolke entstehen einzelne Globulen, aus denen anschließend die Sterne hervorgehen: Dabei entstehen die Sterne selten isoliert, sondern eher in Gruppen. # Bei der weiteren Kontraktion der Globulen steigt die Dichte und wegen der freiwerdenden Gravitationsenergie die Temperatur weiter an (Virialsatz; die kinetische Energie der Teilchen entspricht der Temperatur). Der freie Kollaps kommt zum Stillstand, wenn die Wolke im Farben-Helligkeits-Diagramm die so genannte Hayashi-Linie erreicht, die das Gebiet abgrenzt, innerhalb dessen überhaupt stabile Sterne möglich sind. Danach bewegt sich der Stern im Farben-Helligkeits-Diagramm zunächst entlang dieser Hayashi-Linie, bevor er sich auf die Hauptreihe zubewegt, wo das Wasserstoffbrennen einsetzt, das heißt die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus oder die Proton-Proton-Reaktion. Als Folge des Drehimpulses der Globule bildet sich eine Scheibe aus, die den jungen Stern umkreist, und aus der er weiter Masse akkretiert. Aus dieser Akkretionsscheibe kann entweder ein Planetensystem mit Exoplaneten entstehen oder die beiden Komponenten eines Doppelsternensystems, diese Phase der Sternentwicklung ist jedoch bisher noch nicht gut verstanden. Aus der Ebene der Scheibe wird die Ekliptik. Bei der Akkretion aus der Scheibe bilden sich auch in beide Richtungen der Polachsen Materie-Jets (siehe Bild), die eine Länge von über 10 Lichtjahren erreichen können. Je nach Masse ergeben sich verschiedene Szenarien der Sternentstehung:
- Sterne mit mehr als etwa 60 Sonnenmassen können durch den Akkretionsprozess vermutlich gar nicht entstehen, da diese Sterne bereits im Akkretionsstadium einen dermaßen starken Sternwind produzieren würden, dass der Massenverlust die Akkretionsrate übersteigen würde. Sterne dieser Größe, wie beispielsweise die blauen Nachzügler (engl. blue stragglers), entstehen vermutlich durch Sternkollisionen.
- Massereiche und damit heiße Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen kontrahieren vergleichsweise schnell. Nach der Zündung der Kernfusion treibt die UV-reiche Strahlung die umgebende Globule schnell auseinander und der Stern akkretiert keine weitere Masse. Sie gelangen deshalb sehr schnell auf die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm.
- Sterne zwischen etwa 3 und 8 Sonnenmassen durchlaufen eine Phase, in der sie Herbig-Ae/Be-Sterne genannt werden. In dieser Phase befindet sich der Stern schon auf der Hauptreihe, akkretiert aber noch einige Zeit Masse.
- Masseärmere Sterne wie die Sonne bleiben nach der Zündung der Kernfusion noch einige Zeit in die Globule eingebettet und akkretieren weiter Masse. In dieser Zeit sind sie nur im infraroten Spektralbereich erkennbar. Während sie sich der Hauptreihe annähern, durchlaufen sie das Stadium der T-Tauri-Sterne.
- Objekte unter 0,07 Sonnenmassen, d. h. etwa 75 Jupitermassen, erreichen nicht die nötige Temperatur, um eine Kernfusion zu zünden. Lediglich die braunen Zwerge, die hinsichtlich ihrer Masse zwischen den großen Gasplaneten und den Sternen angesiedelt sind, können kurzzeitig geringe Energiemengen aus der Fusion von Deuterium gewinnen, bevor sie auskühlen. Man zählt sie jedoch nicht zu den Sternen. Deuterium Aus einer Globule kann sowohl ein Doppel- oder Mehrfachsternsystem als auch ein einzelner Stern entstehen. Wenn sich Sterne in Gruppen bilden, können aber auch unabhängig voneinander entstandene Sterne durch gegenseitigen Einfang Doppel- oder Mehrfachsternsysteme bilden. Man schätzt, dass etwa zwei Drittel aller Sterne Bestandteil eines Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind. Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population II. Man findet sie vor allem im Halo der Milchstraße. Sterne die später entstanden sind, enthalten von Anfang an einen gewissen Anteil an schweren Elementen, die in früheren Sterngenerationen durch Kernreaktionen erzeugt wurden und beispielsweise über Supernova-Explosionen wieder in die interstellare Materie gelangt sind. Dazu gehören die meisten Sterne der Galaxienscheibe. Man bezeichnet sie als Population I. Ein Beispiel für eine aktive Sternentstehungsregion ist NGC3603 im Sternbild Schiffskiel in einer Entfernung von 20.000 Lichtjahren. Sternentstehungsprozesse werden im Infraroten und im Röntgenbereich beobachtet, da diese Spektralbereiche durch die umgebenden Staubwolken kaum absorbiert werden, anders als das sichtbare Licht. Dazu werden Satelliten eingesetzt wie beispielsweise das Röntgenteleskop Chandra.

Hauptreihenphase

Der weitere Verlauf der Sternentwicklung wird im Wesentlichen durch die Masse bestimmt. Je größer die Masse eines Sternes ist, umso kürzer ist seine Brenndauer. Die massereichsten Sterne verbrauchen in nur wenigen hunderttausend Jahren ihren gesamten Brennstoff. Ihre Strahlungsleistung übertrifft dabei die der Sonne um das 10.000fache oder mehr. Die Sonne dagegen hat nach 5 Milliarden Jahren erst etwa die Hälfte ihrer Hauptreihenphase verbracht. Die massenarmen roten Zwerge entwickeln sich noch wesentlich langsamer. Da das Universum erst etwa 14 Milliarden Jahre alt ist, hat von den masseärmsten Sternen noch kein einziger die Hauptreihe verlassen. Neben der Masse ist der Anteil an schweren Elementen von Bedeutung. Neben seinem Einfluss auf die Brenndauer bestimmt er, ob sich beispielsweise Magnetfelder bilden können, oder wie stark der Sternwind wird, der zu einem erheblichen Massenverlust im Laufe der Sternentwicklung führen kann. Die folgenden Entwicklungsszenarios beziehen sich auf Sterne mit solaren Elementhäufigkeiten, wie sie für die meisten Sterne in der Scheibe der Milchstraße üblich sind. In den magellanschen Wolken beispielsweise, zwei Zwerggalaxien in der Nachbarschaft der Milchstrasse, haben die Sterne jedoch einen deutlich geringeren Anteil an schweren Elementen. Sterne verbringen nach ihrer Entstehung den größten Teil ihrer Brenndauer auf der Hauptreihe. Die schwereren Sterne sind dabei heißer und heller und befinden sich links oben im Farben-Helligkeits-Diagramm, die leichteren rechts unten bei den kühleren mit geringerer Leuchtkraft. Im Verlauf dieser Hauptreihenphase werden die Sterne größer und bewegen sich in Richtung der Riesensterne. Die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium findet dabei in einem Zentralbereich des Sternes statt, der nur wenige Prozent seines Gesamtvolumens einnimmt, jedoch etwa die Hälfte seiner Masse enthält. Die Temperatur beträgt dort über 10 Millionen Kelvin. Dort sammeln sich auch die Fusionsprodukte an. Der Energietransport an die Sternoberfläche dauert mehrere hunderttausend Jahre. Er findet über Strahlungstransport, Wärmeleitung oder Konvektion statt. Den Bereich, der die Strahlung in den Weltraum abgibt, nennt man die Sternatmosphäre. Ihre Temperatur beträgt mehrere tausend bis mehrere zehntausend Kelvin. So weist beispielsweise ein Stern mit 30 Sonnenmassen eine typische Oberflächentemperatur von 40.000 K auf. Er gibt daher fast ausschließlich UV-Strahlung ab und nur etwa 3 % sichtbares Licht.

Spätstadien

Letzte Brennphasen

Mit dem Erlöschen des Wasserstoffbrennens im Zentrum verlassen die Sterne die Hauptreihe. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden. Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.
- Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als schwarze Zwerge.
- Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliardenfache der Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet. Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Kohlenstoff. Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem 100fachen der Sonne. Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu weißen Zwergen wie oben beschrieben.
- Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu weißen Zwergen.
- Massereiche Sterne über 8 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen eine großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um eta Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch. Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000fache Sonnenleistung und den 50fachen Sonnendurchmesser aufweist: :Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, explodiert er als Supernova vom Typ II. Dabei kollabiert der Eisenkern innerhalb weniger Sekunden während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden. :Unter welchen Umständen als Endprodukt einer Supernova ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte insbesondere die Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns, dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen.

Nukleosynthese und Metallizität

Elemente schwerer als Helium werden fast ausschließlich durch Kernreaktionen im späten Verlauf der Sternentwicklung erzeugt, in der so genannten Nukleosynthese. Bei den im thermischen Gleichgewicht ablaufenden Fusionsreaktionen im Plasma können alle Elemente bis zur Kernladungszahl von Eisen entstehen. Schwerere Elemente, bei denen die Bindungsenergie pro Nukleon wieder ansteigt, werden durch Einfang von Nuklearteilchen in nichtthermischen Kernreaktionen gebildet. Hauptsächlich entstehen schwere Elemente durch Neutroneneinfang mit nachfolgendem β-Zerfall in kohlenstoffbrennenden Riesensternen im s-Prozess oder in der ersten, explosiven Phase einer Supernova im r-Prozess. Hierbei steht s für slow und r für rapid. Neben diesen beiden häufigsten Prozessen, die im Endergebnis zu deutlich unterscheidbaren Signaturen in den Elementhäufigkeiten führen, findet auch Protoneneinfang und Spallation statt. Die entstandenen Elemente werden zum großen Teil wieder in das interstellare Medium eingespeist, aus dem weitere Generationen von Sternen entstehen. Je häufiger dieser Prozess bereits durchlaufen wurde, um so mehr sind die Elemente, die schwerer als Helium sind, angereichert. Für diese Elemente hat sich in der Astronomie der Sammelbegriff Metalle eingebürgert. Da sich diese Metalle einigermaßen gleichmäßig anreichern, genügt es oft, statt der einzelnen Elementhäufigkeiten die Metallizität anzugeben. Sterne, deren relative Häufigkeitsmuster von diesem Schema abweichen, werden als chemisch pekuliar bezeichnet. Spätere Sternengenerationen haben folglich eine höhere Metallizität. Die Metallizität ist daher ein Maß für das Entstehungsalter eines Sternes.

Veränderliche Sterne

Die scheinbare und oft auch die absolute Helligkeit mancher Sterne unterliegt zeitlichen Schwankungen. Man unterscheidet folgende drei Typen von veränderlichen Sternen:
- Bedeckungsveränderliche. Dabei handelt es sich um Doppelsterne, die sich während ihres Umlaufes zeitweise verdecken.
- Pulsationsveränderliche. Dabei verändern sich die Zustandsgrößen mehr oder weniger periodisch und damit auch die Leuchtkraft. Die meisten Sterne durchlaufen solche instabile Phasen während ihrer Entwicklung, in der Regel aber erst nach dem Hauptreihenstadium. Man unterscheidet:
- Cepheiden. Ihrer Periode lässt sich exakt einer bestimmten Leuchtkraft zuordnen. Sie sind daher bei der Entfernungsbestimmung als so genannte Standardkerzen von großer Bedeutung.
- Mira-Sterne. Ihre Periode ist länger und unregelmäßiger als die der Cepheiden.
- RR-Lyrae-Sterne. Sie pulsieren sehr regelmäßig mit vergleichsweise kurzer Periode und haben etwa die 90fache Leuchtkraft der Sonne.
- Eruptiv Veränderliche. Sie erleiden für kurze Zeiten Ausbrüche, die sich oft in mehr oder weniger unregelmäßigen Abständen wiederholen. Man unterscheidet:
- Kataklysmisch Veränderliche. Dabei handelt es sich üblicherweise um Doppelsternsysteme, bei denen ein Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet. Sie zeigen Ausbrüche in Abständen von wenigen Stunden bis zu mehreren Millionen Jahren.
- Supernovae. Bei Supernovae gibt es mehrere Typen, von denen Typ Ia ebenfalls ein Doppelsternphänomen ist. Nur die Typen Ib, Ic und II markieren das Ende der Evolution eines massereichen Sterns. Darüber hinaus gibt es weitere Sterne, die eine zeitabhängige scheinbare Helligkeit aufweisen, jedoch nicht zu den veränderlichen Sternen gezählt werden, wie beispielsweise die Pulsare. Dabei handelt es sich um Neutronensterne, die an den magnetischen Polen schmale Strahlungskegel aussenden. Überstreicht dieser Kegel während der Rotation des Sterns die Sichtlinie zum Beobachter, so werden entsprechende Strahlungsimpulse beobachtet. Auch schwarze Löcher können kurzzeitige sowie länger anhaltende Strahlungsausbrüche erleiden, wenn Materie in sie hineinstürzt. Ihre Strahlung variiert jedoch nicht periodisch sondern unregelmäßig.

Die Sonne als Stern

Die Sonne ist ein Stern des Spektraltyps G2V. Solche Sterne sind zwar seltener als die der "späteren" Typen K und M, aber nicht ungewöhnlich. Sie steht nach 5 Milliarden Jahren etwa in der Mitte ihres Lebens auf der Hauptreihe. Viele uns bekannte Phänomene der Sonne sind bei Sternen zwar zu erwarten, aber doch vergleichsweise unscheinbar, so dass sie in anderen Sternen erst in den letzten Jahren oder noch gar nicht gefunden wurden. Dazu zählen beispielsweise die Korona, die Sterne der Typen F, G, K und M umgibt, Protuberanzen, Sonnenflecken und deren 11jähriger Aktivitätszyklus. Flecken wurden auf anderen Sternen zwar ebenfalls gefunden, sind aber nicht wirklich mit Sonnenflecken zu vergleichen. Diese Sternflecken bedecken oft bis zu einem Drittel der Oberfläche von Sternen mit extrem starken Magnetfeldern von vielen tausend Gauß. Das Magnetfeld an der Oberfläche der Sonne beträgt nur zwischen einem und fünf Gauß. Auch der Massenverlust durch Sonnenwind, verantwortlich für Polarlicht und Kometenschweife, ist verglichen mit anderen stellaren Winden sehr gering, um zehn Größenordnungen kleiner als beispielsweise bei Wolf-Rayet-Sternen, massereichen Sternen gegen Ende ihrer Lebensdauer.

Siehe auch

- astronomische Objekte
- Liste der Sterne

Literatur

- H.H. Voigt: Abriß der Astronomie. 4. überarb. Aufl. ISBN 3-411-03148-4
- H. Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarb. Aufl. ISBN 3-411-14172-7
- R. Kippenhahn, A. Weigert: Stellar structure and evolution. 2nd corr. ed., ISBN 3-540-50211-4 (englisch)
- N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Originalausgabe, Becksche Reihe, München 1995, ISBN 3-406-39720-4
- D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65065-8 (hardback), ISBN 0-521-65937-X (paperback)

Weblinks

- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm Sternentstehung] auf www.zum.de
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm Sternentstehung] www.astronomia.de; Zusammenfassung
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] freie 3D echtzeit Weltraumsimulation (OpenGL)
- [http://jumk.de/astronomie/index.shtml Liste spezieller Sterne]

Videos

- Real Video: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990314.rm Kann man zu den Sternen reisen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000716.rm Rauchen junge Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010429.rm&g2=1 Was sind Doppelsterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020303.rm Was sind Kugelsternhaufen?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=021222.rm Was sind Quark-Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031015.rm Was sind Population-Drei-Sterne?] Kategorie:Stern ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Roter Riese

Ein Roter Riese ist ein Stern von großer Ausdehnung und – im Vergleich zu anderen Sternen der Hauptreihe – relativ niedriger Temperatur. Durch die niedrige Temperatur von 2000 bis 3500 Kelvin liegt das Maximum seiner Schwarzkörperstrahlung im roten Farbbereich, entsprechend der Spektralklasse M sowie den selteneren Klassen R, S und N. Aufgrund seiner Ausdehnung und damit verbundenen großen Oberfläche ist die abgestrahlte Lichtmenge und damit die Leuchtkraft hoch, so dass ein Roter Riese ein heller Stern oder in der Fachterminologie ein Stern großer absoluter Helligkeit, ist. Wegen der niedrigen Temperatur und der hohen Leuchtkraft befinden sich Rote Riesen im rechten oberen Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Bei Sternen mittleren Alters (z.B. der Sonne) wird im Inneren Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Im Laufe der Zeit ist der Wasserstoff-Vorrat jedoch nahezu aufgebraucht, was Helium-Kerne mit Helium- oder Wasserstoff-Kernen verschmelzen lässt. Die Elemente des Sterns werden somit immer schwerer. Wenn die Kernfusion beim Element Eisen angelangt ist, hört sie auf, da zum Verschmelzen zweier Eisen-Kerne zuviel Energie benötigt wird. Viele Hauptreihensterne werden am Ende ihrer Entwicklung zu einem Roten Riesen. Nach Ende des Wasserstoffbrennens folgt auf eine durch die Gravitation bedingte Kontraktion das Heliumbrennen im Kern des Sterns. Die damit verbundene Temperaturerhöhung führt zu einer schnellen Ausdehnung der äußeren Gasschichten auf mehrere 100 Sonnenradien. Sie kühlen dabei ab und bilden die sichtbare rot leuchtende Außenhülle des Sterns. Infolge ihrer Ausdehnung haben die äußeren Gasschichten eine sehr geringe Dichte und sind nur noch schwach durch die Gravitation des Sterns gebunden. Daher entwickelt sich im Verlauf seines Roten-Riesen-Stadiums ein starker Sternwind, durch den die äußeren Gasschichten vollständig abgestoßen werden; sie umgeben ihn dann für einige Zeit als planetarischer Nebel. Nach dem Erliegen aller Kernreaktionen geht ein Roter Riese – abhängig von seiner Masse – in einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder in ein Schwarzes Loch über. Siehe auch: Beteigeuze, Roter Überriese, Blauer Riese, Riesenstern, Roter Zwerg, Astronomische Objekte, Kernfusion

Literatur

- Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne. C.H.Beck'sche Verlagsbuchhandlung, München 1995. ISBN 3-406-39720-4.

Weblinks

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020707.rm Was ist roter Riese?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Sternklasse ja:赤色巨星

Neutronenstern

Als Neutronenstern bezeichnet man in der Astronomie ein kosmisches Objekt mit einem Durchmesser von typischerweise 20 km und einer Masse zwischen 1,4 und 3 Sonnenmassen. Er steht am Ende seiner Sternentwicklung und stellt damit das Endstadium eines Sterns einer bestimmten Gewichtsklasse dar. Er besteht aus einer besonderen Materieform von Neutronen mit einer extremen Dichte von etwa 10¹² kg/cm³ im Zentrum und mehr. Eine Portion dieser Materie von der Größe eines Stecknadelkopfes wiegt damit über 1.000.000 Tonnen, so viel wie ein Wasserwürfel mit 100 m Kantenlänge. Man kann einen Neutronenstern als gigantischen Atomkern ansehen, der durch einen enorm großen Gravitationsdruck stabilisiert wird. Neben dieser Neutronenmaterie könnte im Zentrum auch ein Kern aus einem Quark-Gluon-Plasma vorliegen. Ein solches hypothetisches Gebilde nennt man Quarkstern. Neutronensterne sind nicht nur hinsichtlich ihrer Dichte sondern auch hinsichtlich ihres Magnetfeldes, ihrer Temperatur und weiterer physikalischer Größen die extremsten Objekte im Kosmos, die man überhaupt kennt.

Entdeckungsgeschichte

Im Jahre 1932 entdeckte Sir James Chadwick das Neutron (siehe Nature Vol 129, p. 312 "on the possible existence of a neutron") als Elementarteilchen und bekam dafür 1935 den Nobelpreis für Physik verliehen. Bereits 1933, ein Jahr nach Chadwicks Entdeckung, schlugen nach L.D. Landau (1932) Walter Baade und Fritz Zwicky theoretisch die Existenz von Neutronensternen vor (siehe Phys. Rev. 45 "Supernovae and Cosmic rays"). Sie beschrieben bei der theoretischen Erklärung der Vorgänge einer Supernova den Neutronenstern als mögliches Endprodukt der Sternentwicklung. J. Robert Oppenheimer (1904 bis 1967) und G. M. Volkoff berechneten 1939 ein theoretisches Modell eines Neutronensterns. 1967 entdeckten die Astronomen Jocelyn Bell und Antony Hewish Radioimpulse von einem Pulsar, die später als isolierte, rotierende Neutronensterne interpretiert wurden. Die Energiequelle für diese Impulse ist die Rotationsenergie des Neutronensterns. Die meisten bisher entdeckten Neutronensterne gehören zu diesem Typ. 1971 beobachteten Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier und H. Tananbaum Pulse mit einer Periode von 4,8 Sekunden in einer Röntgenquelle im Sternbild Centaurus, bezeichnet als Cen X-3. Sie interpretieren diese Beobachtung als einen rotierenden, heißen Neutronenstern in einer Umlaufbahn um einen anderen Stern. Die Energie für diese Impulse stammt aus der freigesetzten Gravitationsenergie, die von der auf den Neutronenstern einströmenden, gasförmigen Materie des Sterns stammt.

Entstehung eines Neutronensterns

Neutronensterne entstehen im Rahmen einer Supernova vom Typ II, wie sie beispielsweise beim Kollaps des Zentralbereiches eines Sterns mit einer Masse zwischen 1,44 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze) und etwa 3 Sonnenmassen stattfindet. Liegt die Masse darüber, entsteht ein Schwarzes Loch, liegt sie darunter, erfolgt keine Supernovaexplosion, sondern es entwickelt sich ein Weißer Zwerg. Der Kollaps erfolgt, wenn am Ende seiner Entwicklung die Fusionsprozesse im Inneren des Sterns zum Erliegen kommen. Im Zentralbereich massereicher Sterne wird nach der Fusion von Wasserstoff- zu Heliumkernen eine Reihe weiterer schwerer Elemente erzeugt. Sobald sich im Kern Eisen angereichert hat, ist keine weitere Fusion mehr möglich. Eisen ist das Element mit der höchsten nuklearen Bindungsenergie in der Natur; die Fusion von Eisen zu schwereren Elementen ist ein endothermer Prozess, d.h., der Stern kann aus dieser Fusion keine weitere Energie mehr beziehen. Somit nimmt der Strahlungsdruck, welcher der Gravitation entgegenwirkt und den Stern stabilisiert, ab. Der Stern kollabiert, wobei der Kern stark komprimiert wird. Dabei treten extrem starke Kräfte auf, die bewirken, dass die Elektronen in die Atomkerne gepresst werden und sich Protonen und Elektronen zu Neutronen verbinden. Auch nach diesem Prozess schrumpft der Kern noch weiter, bis die Neutronen einen so genannten „Entartungsdruck“ aufbauen, der die weitere Kontraktion schlagartig stoppt. Dabei wird ein großer Teil der beim Kollaps freigesetzten Gravitationsenergie (also potentielle Energie) durch die Emission von Neutrinos frei. Diese verlassen den Stern ohne nennenswerte Wechselwirkung mit den äußeren Schichten des Sterns. Zusätzlich emittiert der Kern einen starken Neutronenschauer. Dieser heizt die umgebenden Schichten so stark auf, dass ein „Hüllenbrand“ entsteht, der weitere Energie liefert und die noch verbliebenen äußeren Schichten des Sterns in einer Explosion davonschleudert. Der Neutronenschauer sorgt außerdem für die Bildung schwerer Elemente bis über die höchste Bindungsenergie hinaus. Alle Elemente unseres Universums, welche schwerer als Eisen sind, wurden in Supernovae erzeugt. Faszinierend ist dabei, dass die Bildung des Neutronensterns zunächst vollständig im Kern des Sternes abläuft, während der Stern äußerlich unauffällig bleibt. Erst nach einigen Tagen wird die Supernova nach außen sichtbar. So können Neutrinodetektoren eine Supernova früher nachweisen als optische Teleskope.

Eigenschaften eines Neutronensterns

Neutrinodetektor Das Gravitationsfeld an der Oberfläche eines Neutronensterns ist etwa 2·10¹²-mal stärker als das der Erde. Die Fluchtgeschwindigkeit, die man einem Objekt erteilen muss, damit es den Neutronenstern verlassen kann, ist von der Größenordnung 100.000 km/s, was etwa 1/3 der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Das starke Gravitationsfeld wirkt als Gravitationslinse und lenkt vom Neutronenstern emittiertes Licht dergestalt ab, dass die normalerweise nicht sichtbare Rückseite des Sterns ins Blickfeld gelangt. Die gravitative Bindungsenergie eines Neutronensterns der doppelten Sonnenmasse ist nach dem Gesetz über die Äquivalenz von Masse und Energie, E = mc², äquivalent zu einer Sonnenmasse. Das ist die Energie, die bei der Supernovaexplosion freigesetzt wird. Die Temperatur im Inneren eines Neutronensterns beträgt anfangs 100 Milliarden Kelvin. Die Abstrahlung von Neutrinos entzieht jedoch soviel Energie, dass sie innerhalb eines Jahres auf 1 Milliarde Kelvin sinkt. Beim Kollaps der Kernzone des Vorläufersterns verringert sich ihr Durchmesser auf einen Bruchteil der vorherigen Wertes. Aufgrund des damit verbundenen Pirouetteneffekts rotiert der Neutronenstern in der Regel mit mehreren Umdrehungen pro Sekunde. Die höchste bislang gemessene Rotationsfrequenz beträgt 640 Hz (Pulsar PSR B1937+21). Sie liegt nicht allzu fern unterhalb der durch die Zentrifugalkraft bedingten Stabilitätsgrenze eines reinen Neutronensterns von etwa 1 kHz. Verschiedene Effekte können die Rotationsfrequenz eines Neutronensterns im Laufe der Zeit verändern. Liegt ein Doppelsternsystem vor, bei dem ein Materialfluss von einem Hauptreihenstern zum Neutronenstern stattfindet, so wird ein Drehimpuls übertragen, der die Rotation des Neutronensterns beschleunigt. Dabei können sich Werte im Bereich von 1 kHz einstellen. Bremsende Effekte können die Rotationsperiode auf mehrere Sekunden oder gar Minuten ansteigen lassen. Ursache ist das Magnetfeld des Neutronensterns.

Das Magnetfeld von Neutronensternen

Neutronensterne besitzen ein extrem starkes Magnetfeld, das sowohl für ihre weitere Entwicklung als auch für die astronomische Beobachtung von Bedeutung ist. Als Folge der Gesetze der Elektrodynamik bleibt das Produkt aus Sternquerschnitt und Magnetfeld beim Kollaps des Vorläufersterns konstant. Für einen typischen Neutronenstern ergibt sich daraus eine Zunahme des Magnetfeldes um den Faktor 10¹⁰ auf Werte im Bereich von 10⁸ Tesla (10¹² Gauß). Die Massendichte, die einem derartigen Magnetfeld über seine Energiedichte in Kombination mit der Äquivalenz von Masse und Energie gemäß E=mc² zugeordnet werden kann, liegt im Bereich einiger Dutzend g/cm³. Diese Magnetfelder sind so stark, dass Atome in ihrem Einflussbereich eine längliche Zigarrenform annehmen würden, da die Wechselwirkung der Elektronen mit dem Magnetfeld über jene mit dem Kern dominiert. Aufgrund der Rotation des Neutronensterns stellt sich zwischen Zentrum und Äquator eine Hall-Spannung der Größenordnung 10¹⁸ V ein. Das entspricht einer elektrischen Feldstärke von einigen 1.000 V pro Atomdurchmesser.

Pulsare

Ist die Achse des Magnetfeldes gegen die Rotationsachse geneigt, so wird eine periodische Radiowelle mit einer typischen Leistung im Bereich des 10⁵fachen der gesamten Strahlungsleistung der Sonne abgestrahlt. Derartige Strahlungsquellen sind in der Astronomie als Pulsare oder Radiopulsare bekannt. Die dazu erforderliche Energie wird der Rotationsenergie entnommen, die dadurch innerhalb weniger Millionen Jahre weitgehend aufgezehrt wird. Ein ähnlicher Zeitverlauf ist auch hinsichtlich des Magnetfeldes und der Temperatur zu erwarten. Befinden sich in der Umgebung des Pulsars ionisierte Gase (Plasma), so werden die Elektronen vom Magnetfeld an den Polen mitgerissen und bewegen sich dabei gleichzeitig entlang der Achse des Magnetfeldes nach außen. Spätestens an der Stelle, an der die Achse mit Lichtgeschwindigkeit rotiert, können sie ihr jedoch nicht mehr folgen und bleiben zurück. Dabei strahlen sie einen Teil ihrer kinetischen Energie als Röntgen- und Gammastrahlung in Richtung dieser Achse ab. Solche Objekte nennt man Röntgen-Pulsare. Typische Systeme dieser Art sind Röntgendoppelsterne aus einem Stern, der gerade zu einem roten Riesen expandiert, und einem Neutronenstern, wobei Material zum Neutronenstern strömt, eine Akkretionsscheibe um ihn herum bildet und schließlich auf seine Oberfläche stürzt. Dabei werden Röntgenleistungen abgestrahlt, die im Bereich des 10.000fachen der Sonnenleistung liegen.

Magnetare

Eine besondere Klasse bilden Neutronensterne, die mit einer anfänglichen Rotationsperiode unter 10 ms entstehen. In diesem Fall sorgt zusätzlich ein spezieller Dynamoeffekt für eine Konversion der Energie von Konvektionsströmungen im Sterninneren in magnetische Energie. Dabei kann das Magnetfeld innerhalb von wenigen Sekunden nach dem Kollaps auf Werte über 10¹⁵ Gauß steigen. Die zugehörige Energiedichte entspräche einer Massendichte im Bereich von vielen kg/cm³. Derartige Objekte werden als Magnetare bezeichnet. Aufgrund des größeren Magnetfeldes werden sie deutlich stärker abgebremst, so dass Ihre Rotationsfrequenz bereits nach etwa 1.000 Jahren unter 1 Hz sinkt. In dieser Anfangsphase erleiden sie gelegentlich gigantische Röntgenausbrüche. In der Milchstraße sind rund ein Dutzend Kandidaten für solche röntgenaktiven Magnetare bekannt.

Stabilität und Pauli-Prinzip

Ein reiner Neutronenstern wird durch Kräfte stabilisiert, die eine Folge des Pauli-Prinzips sind. Danach können sich maximal zwei Neutronen des Sterns im selben energetischen Zustand befinden. Als Folge der Quantenmechanik bilden die möglichen Energiezustände eine Leiter, deren Sprossenabstand bei Verringerung des Sternvolumens wächst. Da die Zustände ab dem unteren Ende der Leiter alle besetzt sind, muss bei einer Kompression den Neutronen am oberen Ende der Leiter Energie zugeführt werden. Dieses Phänomen führt zu einem Gegendruck, dem so genannten Fermi-Druck, der dem Gravitationsdruck standhalten kann. Ist die Masse des Vorläufersterns größer als etwa drei Sonnenmassen, so ist kein Gleichgewicht möglich und der Stern kollabiert weiter zum Schwarzen Loch. Bemerkenswert ist, dass der typische Durchmesser eines Neutronensterns damit unmittelbar mit der Neutronenmasse zusammenhängt, eine astronomische Größe also eine direkte Funktion einer mikrokosmischen Naturkonstante ist. Die Stabilität eines Weißen Zwerges beruht übrigens in identischer Weise auf dem Pauli-Prinzip, das in diesem Fall bezüglich der Elektronen anstelle der Neutronen zum Tragen kommt.

Die innere Struktur eines Neutronensterns

Schwarzen Loch Aus den bekannten Eigenschaften der beteiligten Teilchen ergibt sich für einen typischen Neutronenstern von 20 km Durchmesser folgende Schalenstruktur: An der Oberfläche herrscht der Druck null. Da freie Neutronen in dieser Umgebung instabil sind, gibt es dort nur Eisenatomkerne und Elektronen. Diese Atomkerne bilden ein Kristallgitter. Aufgrund der enormen Schwerkraft sind jedoch die höchsten Erhebungen auf der Oberfläche maximal einige Millimeter hoch. Eine mögliche Atmosphäre aus heißem Plasma hätte eine maximale Dicke von einigen Zentimetern. Die Zone aus kristallinen Eisenatomkernen setzt sich bis in eine Tiefe von etwa 10 Metern fort. Dabei steigt die mittlere Dichte etwa auf ein Tausendstel der Dichte gewöhnlicher Atomkerne an. Ferner nimmt der Neutronenanteil der Atomkerne zu. Es bilden sich neutronenreiche Eisenisotope, die nur unter den dortigen extremen Drücken stabil sind. Ab einer Tiefe von 10 Metern ist der Druck so hoch, dass auch freie Neutronen Bestand haben. Dort beginnt die sogenannte innere Kruste, eine Übergangsschicht, die eine Dicke von 1 bis 2 km hat. In ihr existieren Bereiche aus kristallinen Eisenatomkernen neben solchen aus Neutronenflüssigkeit, wobei mit zunehmender Tiefe der Eisenanteil von 100 % auf 0 % abnimmt, während der Anteil der Neutronen entsprechend ansteigt. Ferner steigt die mittlere Dichte auf die von Atomkernen an. Im Anschluss an die innere Kruste besteht der Stern überwiegend aus Neutronen, die mit einem geringen Anteil von Protonen und Elektronen im dynamischen Gleichgewicht stehen. Sofern die Temperaturen hinreichend niedrig sind, verhalten sich die Neutronen dort superflüssig und die Protonen supraleitfähig. Welche Materieformen ab einer Tiefe vorliegen, bei der die Dichte auf das dreifache der von Atomkernen steigt, ist unbekannt, da sich derartige Dichten auch bei Kollisionen von Atomkernen in irdischen Beschleunigern nicht erzeugen und damit auch nicht studieren lassen. Möglicherweise beginnt dort eine Kernzone aus Pionen oder Kaonen. Da diese Teilchen Bosonen sind und nicht dem Pauli-Prinzip unterliegen, könnten sie alle den gleichen energetischen Grundzustand einnehmen und damit ein sogenanntes Bose-Einstein-Kondensat bilden. Dabei könnten sie dem enormen Außendruck wenig entgegensetzen, so dass ein zweiter Kollaps zu einem Schwarzen Loch möglich wäre. Eine weitere Möglichkeit wäre das Vorliegen freier Quarks. Da neben Up- und Down-Quarks auch Strange-Quarks vorkämen, bezeichnet man ein solches Objekt als seltsamen Stern oder Quark-Stern. Eine derartige Materieform würde durch die starke Wechselwirkung stabilisiert und könnte daher auch ohne den gravitativen Außendruck existieren. Da Quark-Sterne eine höhere Dichte aufweisen und damit kleiner sind, sollten sie rascher rotieren können als reine Neutronensterne. Ein Pulsar mit einer Rotationsperiode unter 0,5 ms wäre bereits ein Hinweis auf die Existenz dieser Materieform. Bei vier Pulsaren wurde mehrfach ein plötzlicher winziger Anstieg der Rotationsfrequenz beobachtet, gefolgt von einer mehrtägigen Relaxationsphase. Dabei könnte es sich um eine Art Beben handeln, bei dem ein Austausch von Drehimpuls zwischen der kristallinen Eisenkruste und den weiter innen reibungsfrei rotierenden Wirbeln aus superflüssiger Neutronenflüssigkeit stattfindet.

Literatur

- Jerome Novak: Neutronensterne: Ultradichte Exoten. Spektrum der Wissenschaft, März 2004, S. 34–39, ISSN 0170-2971
- C. Kouvelotou, R. C. Duncan, C. Thompson: Magnetare. Spektrum der Wissenschaft, Mai 2003, S. 56–63, ISSN 0170-2971
- George Greenstein: Der gefrorene Stern – Pulsare, Schwarze Löcher und das Schicksal des Alls, dtv März 1988, ISBN 3-423-10868-1 (populärwissenschaftliche Darstellung des Themas, inkl. Entdeckungsgeschichte)
- Joachim Herrmann: Das große Lexikon der Astronomie, Orbis Verlag 2001, ISBN 3-572-01286-4

Weblinks

- [http://www.extrasolar-planets.com/astronomie/neutronensterne.php extrasolar-planets.com - Neutronensterne]
- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/248959.html www.wissenschaft.de: Neutronensterne können nicht nur in einer Supernova, sondern auch nach und nach entstehen] Kategorie:Sternklasse Kategorie:Stellarphysik ja:中性子星 th:ดาวนิวตรอน

Schwarzes Loch

Als Schwarzes Loch bezeichnet man einen Bereich der Raumzeit, der aufgrund eines starken Gravitationsfeldes so stark gekrümmt ist, dass weder Materie noch Licht oder Information aus dieser Region nach außen gelangen können. Die Grenze dieses Bereiches heißt Ereignishorizont oder Schwarzschildradius. Der Ausdruck „Schwarzes Loch“, 1967 von John Archibald Wheeler geprägt, verweist auf den Umstand, dass auch Elektromagnetische Wellen, wie etwa Licht, aus dem Bereich nicht entweichen können und es einem menschlichen Auge daher schwarz erscheinen würde. Licht verzerrt und doppelt. Der schwarze Bereich entspräche ohne Raumzeitkrümmung einem Radius von 75 km. Der Schwarzschildradius beträgt dagegen nur 29,5 km. Die Bildbreite entspricht einem Blickwinkelbereich von 90°.]] __TOC__

Schwarze Löcher im Universum

Die Anziehungskraft in der Nähe eines Schwarzen Loches ist so hoch, dass die Fluchtgeschwindigkeit, die ein Körper aufbringen müsste, um das Gravitationsfeld dieses Objekts zu überwinden, größer als die Lichtgeschwindigkeit wäre. Laut der Speziellen Relativitätstheorie ist das Überschreiten der Lichtgeschwindigkeit (im Vakuum) nicht möglich. Das bedeutet, dass nichts, also auch kein Licht, das Gravitationsfeld dieses Objekts überwinden kann. Die Größe eines nichtrotierenden Schwarzen Lochs wird durch den Schwarzschildradius angegeben, der proportional zur Masse des Loches ist. Weder Teilchen noch elektromagnetischer Strahlung innerhalb dieses Umkreises ist es möglich, diesen zu verlassen. Neue Überlegungen haben allerdings gezeigt, dass Schwarze Löcher Energie (und damit Masse) in Form von Hawking-Strahlung abgeben. Der Schwarzschildradius für ein Schwarzes Loch von einer Sonnenmasse beträgt 2,9 km, für ein Objekt der Erdmasse 9 Millimeter. Um ein Schwarzes Loch dieser Größe zu erzeugen, müsste also die gesamte Masse der Erde auf einen so kleinen Raum komprimiert werden. Die Dichte, bis zu der Materie komprimiert werden muss, um durch ihre Gravitationskraft zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, ist umgekehrt proportional zum Quadrat der Masse. Objekte mit weniger als etwa 1,5 Sonnenmassen können nicht durch einen Gravitationskollaps zu einem Schwarzen Loch kollabieren, da die abstoßenden Quantenkräfte einen Kollaps verhindern.

Arten von Schwarzen Löchern

__NOTOC__ Man unterteilt Schwarze Löcher je nach der Art der Entstehung und aufgrund ihrer Masse in verschiedene Klassen:
- stellare Schwarze Löcher (engl. stellar black holes)
- mittelschwere Schwarze Löcher
- supermassereiche Schwarze Löcher (engl. supermassive black holes)
- primordiale Schwarze Löcher
- kosmologische Schwarze Löcher
- Schwarze Mini-Löcher
- Schwarze Löcher in Galaxienzentren

Stellare Schwarze Löcher

Stellare Schwarze Löcher stellen den Endzustand der Entwicklung massereicher Sterne dar. Massearme Sterne bis zu ca. 1,4 Sonnenmassen beenden ihr Leben als vergleichsweise unspektakulär auskühlender Sternenrest (weißer Zwerg). Sterne ab ca. der acht- bis zehnfachen Masse unserer Sonne (blaue Riesen) explodieren am Ende ihres Lebens als Typ-II-Supernova, wobei der übrig bleibende Sternenrest zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Aus diesem Prozess entstehende Schwarze Löcher haben etwa die acht- bis 15-fache Masse unserer Sonne, je nachdem, wie viel Material der äußeren Sternhülle bei der Explosion „weggesprengt“ wird. Sterne, deren Massen zwischen diesen beiden Extremen liegen, stoßen ebenfalls ihre Hülle ab und kollabieren, wenn nicht mehr genügend Kernbrennstoff vorhanden ist. Ihre Masse genügt jedoch nicht, ein Schwarzes Loch zu erzeugen, sondern sie enden als Neutronenstern.

Mittelschwere Schwarze Löcher

Mittelschwere Schwarze Löcher sind möglicherweise die Folge von Sternenkollisionen. Ihre Existenz ist noch nicht sicher erwiesen, allerdings veröffentlichten Forscher Anfang 2004 Ergebnisse einer Untersuchung von Nachbargalaxien mit dem Weltraumteleskop Chandra, in der sie Hinweise auf Mittelschwere Schwarze Löcher fanden. Wird in einem Doppelsternsystem einer der Partner zu einem Schwarzen Loch, kann im weiteren Verlauf der Entwicklung sehr viel Masse vom leichteren Partner auf das entstandene Schwarze Loch abfließen.

Supermassereiche Schwarze Löcher

Supermassereiche (auch supermassiv genannte) Schwarze Löcher können die millionen- bis milliardenfache Sonnenmasse haben und befinden sich vermutlich in den Zentren der meisten Galaxien. Wie sie entstanden sind und wie ihre Entstehung mit der Entwicklung der Galaxien zusammenhängt, ist Gegenstand aktueller Forschung.

Primordiale Schwarze Löcher

Anfang der 1970er Jahre stellte Stephen W. Hawking als Erster die Vermutung auf, neben den durch Supernovae entstandenen Schwarzen Löchern könnte es auch so genannte primordiale Schwarze Löcher geben. Das sind Schwarze Löcher, die sich bereits im Urknall in Raumbereichen gebildet haben, in denen die lokale Massen- und Energiedichte genügend hoch war (rechnet man die ständig abnehmende Materiedichte im Universum zurück, so findet man, dass sie in der ersten tausendstel Sekunde nach dem Urknall die Dichte des Atomkerns überstieg). Auch der Einfluss von Schwankungen der gleichmäßigen Dichteverteilung im frühen Universum war für die Bildung von primordialen Schwarzen Löchern ausschlaggebend, ebenso die beschleunigte Expansion während der Inflationsphase nach dem Urknall. Damals könnten sich kleine Schwarze Löcher mit einer Masse von etwa 10¹² Kilogramm gebildet haben. Seit Mitte der 1990er Jahre wird diskutiert, ob die kürzesten auf der Erde gemessenen Gammastrahlungsausbrüche von explodierenden primordialen Schwarzen Löchern stammen könnten.

Kosmologische Schwarze Löcher

Seit einiger Zeit wird sogar über die Möglichkeit von sogenannten „Kosmologischen Schwarzen Löchern“ diskutiert, die allerdings bei den meisten Astronomen auf Ablehnung stoßen. Sie würden gigantische Massen aufweisen (10¹⁴ bis 10¹⁶ Sonnenmassen) und wären maßgeblich an der Strukturenbildung im Universum beteiligt (siehe auch http://arxiv.org/abs/astro-ph/0507437).

Schwarze Mini-Löcher

Neben den kosmischen Schwarzen Löchern, die die massereichsten Objekte im Universum sind, könnte es bald möglich sein, Schwarze Mini-Löcher im Labor (bzw. in Teilchenbeschleunigern) herstellen zu können (siehe entsprechenden Unterartikel).

Schwarze Löcher in Galaxienzentren

Unterartikel Man geht heute davon aus, dass viele Spiralgalaxien, unsere eigene Milchstraße eingeschlossen, in ihrem Zentrum ein supermassives Schwarzes Loch haben. So wird hinter der starken Radioquelle Sagittarius A
- (kurz Sgr A
- ) im Zentrum der Milchstraße ein supermassives Schwarzes Loch von 3,7±0,4 Millionen Sonnenmassen vermutet. Vor wenigen Jahren lag die Massenabschätzung, welche auf der Beobachtung von Gaswolken beruhte (z.B der sogenannten Mini-Spirale) noch bei ca 2,7 Mio Sonnenmassen. Dank verbesserter Auflösung und Empfindlichkeit der Teleskope konnte eine genauere Masse für das Sl. im Zentrum der Galaxis angegeben werden z.B durch Analyse der Bahnkurven der sog. S0 Sterne , wobei die 0 lediglich bedeutet, dass die Umlaufbahnen der Sterne unter einem relativen Winkel von einer Bogensekunde zu beobachten sind(entsprechendes gilt für die S1,S2 Sterne usw). Neueste Forschungsergebnisse zeigen, dass sich in der Sternengruppe IRS 13, welche nur 3 Lichtjahre von Sgr A
- entfernt liegt, ein zweites Schwarzes Loch mit vergleichsweise geringen 1.300 Sonnenmassen befindet. Es ist derzeit nicht geklärt, ob es sich in Zukunft mit Sgr A
- vereinigen wird, oder ob es sich auf einer stabilen Umlaufbahn befindet oder sich sogar von ihm entfernt. Die hohe Leuchtkraft der so genannten Quasare, weit entfernter, sehr leuchtstarker Galaxien, wird auf Strahlung zurückgeführt, die Materie beim Sturz in ein Schwarzes Loch abgibt oder die entsteht, wenn die Materie selbst in Energie umgewandelt wird. QuasarEine direkte Beobachtung von Schwarzen Löchern ist, da sie selbst keine Strahlung abgeben, problematisch. Die um Schwarze Löcher erwarteten Akkretionsscheiben sollten allerdings klar erkennbare Strahlung abgeben. Mit der Entwicklung von Gravitationsteleskopen könnte es in ferner Zukunft möglich werden, die Geburt Schwarzer Löcher zu beobachten. In der Galaxie NGC 6240 befinden sich zwei Schwarze Löcher, die sich im Abstand von 3.000 Lichtjahren umkreisen und in einigen hundert Millionen Jahren verschmelzen werden.

Theoretische Betrachtungen

Schwarze Löcher in der allgemeinen Relativitätstheorie

Formell ergibt sich ein Schwarzes Loch als spezielle Vakuumlösung der allgemeinen Relativitätstheorie, der so genannten Schwarzschild-Lösung (nach Karl Schwarzschild, der diese Lösung gefunden hat), beziehungsweise für rotierende und elektrisch geladene Schwarze Löcher aus der Kerr-Newman-Lösung. „Vakuumlösung“ bedeutet hierbei, dass das Schwarze Loch aus nichts anderem besteht als aus leerem Raum, der allerdings stark gekrümmt ist. In der Mitte des Schwarzen Loches befindet sich mathematisch betrachtet eine Singularität, da an dieser Stelle die Gleichungen der Relativitätstheorie versagen. Die ganze Masse des Schwarzen Loches ist in einem Punkt (bei rotierenden Schwarzen Löchern in einem Ring) ohne Ausdehnung konzentriert. Nach heutigem Stand des Wissens kann dies zustande kommen, weil die Gravitation in einem Schwarzen Loch so groß ist, dass keine der anderen drei Grundkräfte der Physik der Komprimierung entgegenwirken kann. Die gesamte Materie stürzt in sich zusammen und konzentriert sich in der Singularität. Aus diesem Grund ist die Dichte der Singularität unendlich. Die Grenze, innerhalb deren nicht einmal Licht entweichen kann, heißt Ereignishorizont oder Schwarzschildradius. Da ein nichtrotierendes Schwarzes Loch von außen gesehen kugelförmig ist, hat auch der Ereignishorizont die Form einer Kugeloberfläche. Der Umfang dieser Kugel ist das

2 \pi

-fache des Schwarzschildradius. Für rotierende und/oder geladene Schwarze Löcher ist der Ereignishorizont nicht mehr kugelförmig, und seine Größe ist auch nicht mehr durch den Schwarzschildradius gegeben. Rotierende Schwarze Löcher haben zudem außerhalb des Ereignishorizonts einen Ergosphäre genannten Bereich, in dem es einem Objekt nicht möglich ist, nicht zu rotieren. Der Ereignishorizont wird bei Sternen, die zu Schwarzen Löchern kollabierten, von Lichtstrahlen begrenzt. Diese Lichtstrahlen sind die letzten, die noch nicht von der Gravitation des Schwarzen Loches angezogen wurden.

Die „Hauptsätze der Schwarzloch-Dynamik“

Für Schwarze Löcher folgen aus der Allgemeinen Relativitätstheorie Gesetze, die auffallend jenen der Thermodynamik gleichen. Es gelten im einzelnen die folgenden Gesetze: Der Erste Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ ist, wie in der gewöhnlichen Thermodynamik, der Energieerhaltungsgssatz, jedoch unter Berücksichtigung der relativistischen Energie-Masse-Äquivalenz. Zusätzlich gelten die anderen Erhaltungssätze der Mechanik und Elektrodynamik: Neben der Energie bleiben Impuls, Drehimpuls und Ladung erhalten. Der Zweite Hauptsatz der „Schwarzloch-Dynamik“ – von Stephen W. Hawking entdeckt – besagt, dass die Summe der Flächen der Ereignishorizonte niemals abnehmen kann, egal, was mit den Schwarzen Löchern passiert. Dies gilt nicht nur, wenn Materie in das Schwarze Loch fällt (was dessen Masse – und damit dessen Ereignishorizont – vergrößert), sondern auch beispielsweise für die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher, und jeden anderen denkbaren Prozess. Dies entspricht dem Zweiten Hauptsatz der Thermodynamik, wobei die Fläche des Ereignishorizonts die Rolle der Entropie übernimmt. Die Entropie des Schwarzen Lochs ist

S = A K c^3/4 h G

. Schwarze Löcher haben die höchste Entropie aller bekannten physikalischen Systeme gleicher Masse.

Hawking-Strahlung

Quantentheoretische Überlegungen, die zuerst 1974 von Stephen Hawking durchgeführt wurden, zeigen, dass bei Berücksichtigung quantenmechanischer Effekte in der Schwarzschild-Metrik auch ein Schwarzes Loch Strahlung abgeben müsste, die so genannte Hawking-Strahlung. Diese Strahlung müsste gerade das Spektrum eines Schwarzen Körpers haben, wobei die Temperatur der Strahlung mit wachsender Masse des Schwarzen Loches sinkt. Große Schwarze Löcher, wie sie aus Supernovae entstehen, haben dadurch eine so geringe Strahlung, dass diese im Universum nicht nachweisbar ist. Kleine Schwarze Löcher hingegen haben nach dieser Theorie eine deutliche Wärmestrahlung, was dazu führt, dass ihre Masse rasch abnimmt. So hat ein Schwarzes Loch der Masse 10¹² Kilogramm – der Masse eines Berges – eine Temperatur von 10¹² Kelvin, so dass neben Photonen auch massebehaftete Teilchen wie Elektronen und Positronen emittiert werden. Dadurch steigt die Strahlung weiter an, sodass so ein kleines Schwarzes Loch in relativ kurzer Zeit völlig zerstrahlt. Sinkt die Masse unter 1000 Tonnen, so explodiert das Schwarze Loch mit der Energie einer Millionen-Megatonnen-Atombombe. Die Lebensdauer eines Schwarzen Loches ist proportional zur dritten Potenz seiner ursprünglichen Masse. Die Lebensdauer eines Schwarzen Loches von der Masse der Sonne beträgt 10⁶⁴ Jahre, liegt also jenseits sämtlicher Beobachtungsgrenzen. Für ein kleines Schwarzes Loch liegt die Lebensdauer jedoch bei nur 10¹⁰ Jahren, was dem gegenwärtigen Alter des Universums entspricht. Demnach müsste es möglich sein, die Strahlung dieser Schwarzen Löcher aufzufangen. Die Tatsache, dass Schwarze Löcher unter Umständen erhebliche Strahlungsmengen emittieren können, ist von Bedeutung für die bereits erwähnten primordialen Schwarzen Löcher: Da diese generell sehr klein sind, könnten sie bereits zerstrahlt sein. Durch die dabei entstandene charakteristische Strahlung könnte man solche Löcher nachweisen. Andersherum gibt die Tatsache, dass man diese Strahlung bisher nicht gesehen hat, eine Obergrenze für ihre Anzahl. Als Entstehungsmechanismus der Hawking-Strahlung gilt die spontane Paarbildung im Vakuum, die als Konsequenz der Heisenbergschen Unschärferelation bezüglich Zeit und Energie, und damit über E = mc² auch einer entsprechenden Masse, für hinreichend kurze Zeiträume möglich ist. Geschieht sie in unmittelbarer Nachbarschaft des Schwarzen Loches, so kann eines der Teilchen hineinstürzen und damit eine potenzielle Energie freisetzen, die für eine Paarbildung sowie das Hinauskatapultierens des anderen Teilchens aus dem Gravitationsfeld ausreicht. Als Folge des enormen Verlusts von potenzieller Energie durch das hineinstürzende Teilchen nimmt dabei die Masse des Schwarzen Loches wider Erwarten nicht zu, sondern sogar ab. Die Hawking-Strahlung bedeutet eine Verletzung des zweiten Hauptsatzes der Schwarzloch-Dynamik, da die Strahlung die Masse – und damit die Horizontfläche – des Schwarzen Loches verringert. Allerdings wird gleichzeitig eine entsprechende Menge Entropie abgegeben (eben in Form thermischer Strahlung), was einen tieferen Zusammenhang zwischen beiden Größen nahelegt. Allerdings beruht die Vorhersage der Hawking-Strahlung auf der Kombination von Effekten der Quantenmechanik und der Allgemeinen Relativitätstheorie sowie der Thermodynamik. Da eine Vereinheitlichung dieser Theorien bisher nicht gelungen ist (Quantentheorie der Gravitation), sind solche Vorhersagen immer mit einer gewissen Unsicherheit behaftet. Siehe hierzu auch Hawking-Strahlung.

Lebensdauer

Da nach Hawking ein Schwarzes Loch stetig Energie in Form von Hawking-Strahlung verliert, wird es nach einer bestimmten Zeitspanne

\Delta t

vollständig zerstrahlt sein, sofern es während dieser Zeitspanne keine neue Masse aufnehmen kann. Diese Zeitspanne berechnet sich durch

\Delta t=\frac

, wobei M die Masse des Schwarzen Loches zu Beginn der Zeitspanne und

\Lambda_t

eine Konstante mit

\Lambda_t=3,968 \cdot 10^ \frac

ist.

Temperatur

Aus dem Energieverlust durch die Hawking-Strahlung folgt, dass Schwarze Löcher immer auch eine Temperatur haben:

T=\frac

wobei

\hbar

das Plancksche Wirkungsquantum, c die Lichtgeschwindigkeit,

\pi

die Kreiszahl "pi", k die Boltzmannkonstante, G die Gravitationskonstante und M die Masse ist.

No-Hair-Theorem und Informationsverlustparadoxon

Für ein Schwarzes Loch gilt ein so genanntes Eindeutigkeits-Theorem von Werner Israel. Dieses besagt, dass ein Schwarzes Loch charakterisiert ist durch Masse, elektrische Ladung und Drehmoment. Das veranlasste John Wheeler zur Aussage „Schwarze Löcher haben keine Haare“. Man spricht deshalb vom No-Hair-Theorem. Weitere Informationen aus dem Inneren seien nicht zu erhalten, auch nicht durch die Hawking-Strahlung. Roger Penrose dagegen nimmt an, dass zumindest gewisse Informationen zusätzlich nach außen dringen könnten. Auf der 17. „International Conference on General Relativity and Gravitation“ (18.–23. Juli 2004) in Dublin revidierte Hawking seine frühere Meinung und erklärte nun, dass Schwarze Löcher doch „Haare“ haben könnten, dass also Informationen nach außen dringen könnten. Verschiedentlich wurde angenommen, dass schwarze Löcher einen Verlust an Information erzwingen, da die bei der Auflösung entstehende Hawking-Strahlung keine Informationen mehr über die beliebig komplizierte Entstehungsgeschichte des schwarzen Lochs enthält. Diese Verletzung der Unitarität der Zeitentwicklung, das heißt, dass entgegen aller sonstiger Vorgänge in der Quantenmechanik, ein Zeitpfeil ausgezeichnet sei, wird auch als Schwarzes-Loch-Paradoxon bezeichnet. Prominente Vertreter dieser Sicht waren Stephen Hawking und Kip Thorne, die entgegengesetzte Meinung wurde unter Anderem von John Preskill und Juan Maldacena vertreten. Hawking änderte jedoch später seine Meinung (siehe oben).

Alternativen

Unzufrieden mit der Zwangsläufigkeit einer Singularität der Raumzeit, die mit einem Schwarzen Loch verknüpft ist, wurden einige alternative Modelle für ultrakompakte dunkle Objekte vorgeschlagen. Da diese Modelle keine mit heutigen Mitteln beobachtbaren Vorhersagen machen, mit denen sie sich von einem Schwarzem Loch unterscheiden ließen, ist die Akzeptanz denkbar gering. Das bekannteste Beispiel ist der Gravastern.

Geschichte

Schon 1783 spekulierte der britische Pfarrer John Michell über „dunkle Sterne“, deren Gravitation ausreicht, um Licht gefangen zu halten. Die gleiche Idee hatte 1795 Pierre Simon Laplace. 1916 berechnete Karl Schwarzschild mit Hilfe der Feldgleichungen von Albert Einstein die Größe eines Schwarzen Loches. Dieser Name wurde aber erst 1968 von John Wheeler benutzt, davor sprach man teilweise von „gefrorenen Sternen“, da am Rand des Loches die Zeit für äußere Beobachter stehen bleibt. Robert Oppenheimer wies 1939 zusammen mit Robert Serber und Georg Volkoff nach, dass beim Kollaps eines großen Sterns ein Schwarzes Loch entsteht. 1974 zeigte Stephen Hawking, dass Schwarze Löcher eine Strahlung abgeben. Nachdem Hawking 1971 herausfand, dass der Ereignishorizont niemals kleiner wird, veröffentlichten 2002 Abhay Ashtekar und Badri Krishnan eine Lösung für die Beschreibung wachsender Schwarzer Löcher, ohne dabei eine Näherung nutzen zu müssen, was bei den Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie selten ist.

Schwarze Löcher in der Kunst

Schwarze Löcher üben eine große Anziehungskraft auch auf die Phantasie aus. Schon kurz nach ihrer Entdeckung in der Physik tauchen sie auch in der Kunst, besonders in der Science Fiction, auf. Dabei werden ihre tatsächlichen physikalischen Eigenschaften meist sehr stark künstlerisch abgewandelt. So kreiste etwa der Disney-Film "Das schwarze Loch" buchstäblich um ein solches.

Literatur

- Kip S. Thorne: Gekrümmter Raum und verbogene Zeit. Droemer Knaur, ISBN 342677240X, englisch: Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy. W. W. Norton & Company, ISBN 0393312763
- Max Camenzind: Von der Rekombination zur Bildung Schwarzer Löcher. In: Sterne und Weltraum. 44/3/2005. Vereinigung der Sternfreunde, S. 28–38,
- Stephen W. Hawking: Eine Kurze Geschichte der Zeit. Rowohlt Tb., Reinbek bei Hamburg 1998, ISBN 3-499-60555-4
- Stephen W. Hawking: Das Universum in der Nussschale. 2. Auflage. Dtv, München 2004, ISBN 3-423-34089-4
- Spektrum der Wissenschaft 09/05: Schwarze Löcher im Labor. S. 32-39

Multimedialinks

- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990103.rm Was sind Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000604.rm&e=14:23.00 Wo ist das nächste Schwarze Loch?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990509.rm Gibt es Schwarze Löcher in der Milchstraße?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010527.rm&e=14:30&g2=1 Verschmelzen Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020120.rm Bewegen sich Schwarze Löcher im All?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040121.rm Tanzen Schwarze Löcher?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=041027.rm Fressen Schwarze Löcher Sterne?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=050216.rm Rotieren Schwarze Löcher?]

Weblinks

- [http://abenteuer-universum.vol4u.de/ls.html Die bunte Welt der Schwarzen Löcher]: Ausführlich aber leicht verständlich.
- [http://www.mpe.mpg.de/~amueller/astro_sl.html Andreas Müllers Astronomielexikon über Schwarze Löcher]: Ausführlich und anspruchsvoll.
- [http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/graum/bastel.html Das Schwarze Loch zum Selberbauen]: erklärt mittels eines Pappmodells, was ein gekrümmter Raum ist.
- [http://www.tempolimit-lichtgeschwindigkeit.de/expeditionsl/expeditionsl.html Schritt für Schritt ins Schwarze Loch]: der Nachthimmel aus der Nähe eines Schwarzen Loches gesehen.
- [http://www.hawking.org.uk/text/public/dice.html Hawking: The Nature of Space and Time – Teil 1 … 4, (Teil 2 enthält eine schöne Karikatur des No-Hair-Theorems)] Postscript (auf Englisch) Kategorie:Sternklasse Kategorie:Allgemeine Relativitätstheorie Kategorie:Astrophysik ja:ブラックホール ko:블랙홀 ms:Lubang gelap simple:Black hole th:หลุมดำ

Erde (Planet)

Die Erde (von indogermanisch er[t]) ist der dritte Planet des Sonnensystems. Sie ist ca. 4,55 Milliarden Jahre alt und ist der einzige bekannte belebte Ort. Das Planetenzeichen ist 18px oder 14px. Der lateinische Name ist Terra. Die Erde zählt zu der Gruppe der erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.

Entstehung und Aufbau der Erde

Hauptartikel: Entstehung der Erde, Innerer Aufbau der Erde, Erdfigur und Plattentektonik Plattentektonik Die Erde ist der größte Gesteinsplanet im uns bekannten Sonnensystem. Alle anderen Planeten sind kleiner oder bestehen wie Jupiter hauptsächlich aus Gas in stark komprimierten Zuständen. Die Erde entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren. Man geht heute allgemein davon aus, dass sie während der ersten 100 Millionen Jahre einem intensiven Bombardement von Meteoriten ausgesetzt war. Heute ist nur noch ein geringer Beschuss zu verzeichnen. Die meisten der Meteore werden von Objekten kleiner als 1 cm hervorgerufen. Im Gegensatz zum Mond sind auf der Erde die meisten Einschlagkrater durch geologische Prozesse wieder ausgelöscht worden. Durch die kinetische Energie der Impakte während des schweren Bombardements und durch die Wärmeproduktion des radioaktiven Zerfalls erhitzte sich die junge Erde, bis sie größtenteils aufgeschmolzen war. In der Folge kam es zu einer gravitativen Differenzierung des Erdkörpers in einen Erdkern und einen Erdmantel. Die schwersten Elemente, vor allem Eisen, sanken in die Richtung des Schwerpunkts des Planeten, während leichte Elemente, vor allem Sauerstoff, Silizium und Aluminium nach oben stiegen. Aus diesen Elementen bildeten sich hauptsächlich silikatische Minerale, aus denen auch die Gesteine der Erdkruste bestehen. Aufgrund ihres vorwiegenden Aufbaus aus Eisen und Silikaten hat die Erde wie alle terrestrischen Planeten eine recht hohe mittlere Dichte von 5,515 g/cm³. Die Erde hat, wie alle Planeten, durch die Eigengravitation ihrer großen Masse annähernd die Form einer Kugel. Durch die Fliehkräfte ihrer ziemlich schnellen Rotation ist sie an den Polen geringfügig abgeplattet. Der Äquatorumfang ist dadurch mit 40.075,004 km um 67,183 km bzw. um 0,17 % größer als der Polumfang mit 39.940,638 km. Der Poldurchmesser ist mit 12.713,500 km dementsprechend um 42,77 km bzw. um 0,34 % kleiner als der Äquatordurchmesser mit 12.756,270 km. Solch ein geometrisches Verhältnis ist das eines Ellipsoids. Der Meeresspiegel (das Geoid) weicht davon nochmals um ± 100 Meter ab. Die Unterschiede im Umfang tragen mit dazu bei, dass es keinen eindeutig höchsten Berg auf der Erde gibt. Nach der Höhe über dem Meeresspiegel ist es der Mt. Everest im Himalaya und nach dem Abstand des Gipfels vom Erdmittelpunkt der auf dem Äquatorwulst stehende Vulkanberg Chimborazo in den Anden. Von der jeweils eigenen Basis an gemessen ist der Mauna Kea auf der vom pazifischen Meeresboden aufragenden großen vulkanischen Hawaii-Insel am höchsten. Wie die meisten festen Planeten und fast alle größeren Monde, z. B. der Erdmond, weist auch die Erde eine deutliche Dichotomie ihrer Oberfläche auf, d. h. eine Zweiteilung in unterschiedlich ausgeprägte Halbkugeln. Die Oberfläche der Erde unterteilt sich in eine Landhemisphäre und eine Wasserhemisphäre. Die Wasserfläche hat in der gegenwärtigen geologischen Epoche einen Gesamtanteil von 70,7 %. Die von der Landfläche umfassten 29,3 % entfallen hauptsächlich auf sieben Kontinente; der Größe nach: Asien, Afrika, Nordamerika, Südamerika, Antarktika, Europa und Australien. Wobei Europa als große westliche Halbinsel Asiens im Rahmen der Plattentektonik wahrscheinlich nie eine selbstständige Einheit gewesen ist. Die kategorische Grenzziehung zwischen Australien als kleinstem Erdteil und Grönland als größter Insel wurde nur rein konventionell festgelegt. Die Fläche des Weltmeeres wird im Allgemeinen in drei Ozeane einschließlich der Nebenmeere unterteilt: In den Pazifik, den Atlantik und den Indik. Die tiefste Stelle, das Witjastief 1 im Marianengraben, liegt 11.034 m unter dem Meeresspiegel. Nach seismischen Messungen ist die Erde hauptsächlich aus drei Schalen aufgebaut: Aus dem Erdkern, dem Erdmantel und der Erdkruste. Diese Schalen sind durch seismische Diskontinuitätsflächen (Unstetigkeitsflächen) voneinander abgegrenzt. Die Erdkruste und der oberste Teil des oberen Mantels bilden zusammen die so genannte Lithosphäre. Sie ist zwischen 50 und 100 km dick und zergliedert sich in große und kleinere tektonische Einheiten, die Platten. Die größten Platten entsprechen in ihrer Anzahl und Ordnung in etwa jener der von ihnen getragenen Kontinente, mit Ausnahme der pazifischen Platte. All diese Schollen bewegen sich gemäß der Plattentektonik relativ zueinander auf den teils aufgeschmolzenen, zähflüssigen Gesteinen des oberen Mantels, der 100 bis 150 km mächtigen Asthenosphäre. Der innere Erdkern ist fest, der äußere geschmolzen und gut 4.000 °C heiß. Ein dreidimensionales Modell der Erde wird, wie alle verkleinerten Nachbildungen von Weltkörpern, Globus genannt.

Atmosphäre

Hauptartikel: Erdatmosphäre Die Erde besitzt eine etwa 640 km hohe Atmosphäre. Deren Masse beträgt 5,13 x 10¹⁸ kg und macht somit knapp ein Millionstel der Erdmasse aus. Der mittlere Luftdruck auf dem Niveau des Meeresspiegels ist 1.013 hPa groß; bei einer mittleren Luftdichte von 1,293 kg/m³. In den bodennahen Schichten besteht die Lufthülle im Wesentlichen aus 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff und 1 % Edelgasen. Dazu kommt ein wechselnder Anteil an Wasserdampf (0 – 5 %), der das Wettergeschehen bestimmt. Die auf der Erde gemessenen Temperaturextreme betragen –89,6 °C (gemessen am 21. Juli 1983 in der Wostok-Station in der Antarktis auf 3.420 Metern Höhe, was einer Temperatur von –60 °C auf Meereshöhe entspräche) und +58 °C (gemessen am 13. September 1922 in Al 'Aziziyah in Libyen auf 111 Metern Höhe). Die mittlere Temperatur in Bodennähe beträgt 15 °C; die Schallgeschwindigkeit bei dieser Temperatur beträgt in der Luft am Meeresniveau etwa 340 m/s. Die Erdatmosphäre streut den kurzwelligen, blauen Spektralanteil des Sonnenlichts etwa fünfmal stärker als den langwelligen, roten und bedingt dadurch bei hohem Sonnenstand die Blaufärbung des Himmels. Dass die Oberfläche der Meere und Ozeane vom Weltall aus gesehen blau erscheinen, weswegen die Erde seit dem Beginn der Raumfahrt auch der Blaue Planet genannt wird, ist jedoch auf die stärkere Absorption roten Lichtes im Wasser selbst zurückzuführen. Die Spiegelung des blauen Himmels an der Wasseroberfläche ist dabei nur von nebensächlicher Bedeutung.

Globaler Energiehaushalt

Der Energiehaushalt der Erde wird im Wesentlichen durch die Einstrahlung der Sonne und die Ausstrahlung der Erdoberfläche bzw. Atmosphäre bestimmt, also durch den Strahlungshaushalt der Erde. Der sonstige vorwiegend durch radioaktive Zerfälle erzeugte Energiebeitrag beträgt nur etwa 0,1 %. Die Albedo der Erde beträgt im Mittel 0,367, wobei ein wesentlicher Anteil auf die Wolken der Erdatmosphäre zurückzuführen ist. Dies führt zu einer globalen effektiven Temperatur von 246 K (-27 °C). Die Durchschnittstemperatur am Boden liegt jedoch durch einen starken atmosphärischen Treibhauseffekt bzw. Gegenstrahlung bei etwa 288 K (15 °C), wobei die Treibhausgase Wasser und Kohlendioxid den Hauptbeitrag liefern.

Herkunft des irdischen Wassers

Hauptartikel: Herkunft des irdischen Wassers Die Herkunft des Wassers auf der Erde, insbesondere die Frage, warum auf der Erde deutlich mehr Wasser vorkommt als auf den anderen erdähnlichen Planeten, ist bis heute nicht befriedigend geklärt. Ein Teil des Wassers dürfte durch das Ausgasen der Magma entstanden sein, also letztlich aus dem Erdinneren stammen. Ob dadurch aber die Menge an Wasser erklärt werden kann, ist fragwürdig. Weitere große Anteile könnten aber auch durch Einschläge von Kometen, transneptunischen Objekten oder wasserreichen Asteroiden (Protoplaneten) aus den äußeren Bereichen des Asteroidengürtels auf die Erde gekommen sein. Messungen des Isotopenverhältnisses von Deuterium zu Protium (D/H-Verhältnis) deuten dabei eher auf Asteroiden hin, da in Wassereinschlüssen in kohligen Chondriten ähnliche Verhältnisse gefunden wurden wie in ozeanischem Wasser, wohingegen bisherige Messungen dieses Isotopen-Verhältnisses an Kometen und transneptunischen Objekten nur schlecht mit irdischem Wasser übereinstimmten.

Himmelsmechanik

Umlaufbahn

Der mittlere Abstand des Zentrums der Erde vom Zentrum der Sonne ist die große Bahnhalbachse und beträgt etwa 149.597.870 km. Ursprünglich wurde dieser Abstand der Definition der Astronomische Einheit (AE) zugrunde gelegt, die als astronomische Längeneinheit hauptsächlich für Entfernungsangaben innerhalb des Sonnensystems verwendet wird. Der sonnennächster Punkt der Erde, das Perihel, liegt bei 0,983 AE AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 1,017 AE. Sie läuft also auf einer elliptischen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0167 um die Sonne. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt sie 365 d 6 h 9 min 9,54 s, diese Zeitspanne wird auch als Siderischen Jahres bezeichnet. Die Bahnebene der Erde wird als Ekliptik bezeichnet.

Mond

Hauptartikel: Mond Die Erde wird von einem Mond umkreist. Dieser ist im Vergleich zur Erde deutlich größer als es bei den anderen Planeten mit Ausnahme des Pluto/Charon-Systems der Fall ist. Der große Mond ist verantwortlich für die Stabilität der Schiefe der Ekliptik der Erde und damit auch für die guten Bedingungen zum Entstehen von Leben auf der Erde.

Rotation und Gezeiten

Die Erde rotiert einmal in 23 h 56 min 4,09 s um ihre eigene Achse. Analog zum siderischen Jahr wird diese Zeitspanne als ein Siderischer Tag bezeichnet. Aufgrund der Bahnbewegung der Erde entlang ihrer Umlaufbahn und der daraus resultierenden leicht unterschiedlichen Position der Sonne an nacheinander folgenden Tagen ist ein Sonnentag, der als die Zeitspanne zwischen zwei Sonnenhöchstständen (Mittag) definiert ist, etwas größer als ein Siderischer Tag und wird nach Definition in 24 Stunden eingeteilt. Aufgrund der Neigung der Rotationsachse der Erde von 23,44° gegen die Ekliptik werden die Nord- und die Südhalbkugel der Erde an verschiedenen Punkten ihrer Umlaufbahn um die Sonne unterschiedlich beleuchtet, was zu den das Klima der Erde prägenden Jahreszeiten führt. Jahreszeiten Der Mond verursacht auf der Erde Gezeiten. Ebbe und Flut in den Meeren und im Erdmantel bremsen die Erdrotation und verlängern dadurch gegenwärtig die Tage um etwa 20 Mikrosekunden pro Jahr. Die Gezeiten wirken sich auch auf die Landmassen aus, die sich um etwa einen halben Meter heben und senken.
Die Rotationsenergie der Erde wird dabei in Wärme umgewandelt. Der Drehimpuls wird auf den Mond übertragen, dessen Bahn sich dadurch um etwa 4 Zentimeter pro Jahr von der Erde entfernt. Dieser schon lange vermutete Effekt ist seit etwa 1995 durch Laser-Distanzmessungen abgesichert. Die zunehmende Tageslänge kann geologisch anhand von Wachstumsringen in fossilen Korallen nachgewiesen werden. Man findet in diesen Sedimenten eine Spur für jeden Tag, und eine jährliche Regelmäßigkeit, aus der sich die Anzahl der Tage im damaligen Jahr bestimmen lässt. In der Vergangenheit zeigt sich die Zunahme der